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磁星的物理本质 与活动性

磁星的物理本质 与活动性. —— 核物理与凝聚态物理 联合 在天体物理学中的应用. 彭秋和 ( 南京大学天文系 ). 磁星 - 奇特的天文现象. 观测证据 : 脉冲星磁场测定 自转周期很长 : 周期增长率很高 : 中子星磁场 : 通常 10 10 -10 13 gauss 磁星是一类中子星 , 超强磁场 : 10 14 10 15 gauss 。 它 ( 衰变 ) 的超强磁场作为它强大 x-ray 或 γ -ray 辐射以及粒子发 射的源泉。

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磁星的物理本质 与活动性

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Presentation Transcript

  1. 磁星的物理本质与活动性 —— 核物理与凝聚态物理 联合 在天体物理学中的应用 彭秋和 (南京大学天文系)

  2. 磁星-奇特的天文现象 观测证据: • 脉冲星磁场测定 自转周期很长: 周期增长率很高: 中子星磁场:通常 1010 -1013gauss 磁星是一类中子星,超强磁场: 1014 1015 gauss。 它(衰变)的超强磁场作为它强大x-ray或γ-ray辐射以及粒子发 射的源泉。 在10 keV处观测到x-ray发射谱线,被认为是在电子(或质子)在 超强磁场下的Landau能级跃迁谱线 探测到能量为1044 ergs的x-ray巨型耀斑衰减的尾巴。 两类磁星: 1)反常x-脉冲星(Anormalous X-ray Pulsars --- AXPs) 2)软γ重复暴(Soft Gamma Repeaters --- SGRs)

  3. 中子星的初始磁场 中子星的初始本底磁场: 通过超新星核心坍缩过程中，由于磁通量守恒:  (B(0)为中子星的初始本底磁场)。难以获得通常中子星(1011-1013) gauss的磁场强度。更难以获得磁星(1014-1015) gauss的磁场强度。

  4. 中子星的强磁场的物理起源 我们计算发现: 中子星的强磁场起源于在初始超外加磁场下,相对论强简并电子气体诱导的Pauli顺磁磁矩产生的(诱导)磁场。 (Qiu-he Peng and Hao Tong, The Physics of Strong magnetic fields in neutron stars, Mon. Not. R. Astron. Soc. 378, 159-162(2007)) 电子磁矩 中子反常磁矩

  5. Pauli顺磁(诱导)磁矩 A magnetic moment tends to point at the direction of appliedmagnetic field with lower energy due to the interaction of the magnetic field with the magnetic moment of the electrons. But, the electrons in the deep interior of the Fermi sea do not contribute to the Pauli paramagnetism. The Pauli paramagnetism is caused justbynear the Fermi surface and it is decided by the ( level) state density of energynear the Fermi surface. - - - E=EF E=0 · · · · Fermi sea · · · · · · · ·

  6. 超相对论电子气体Pauli顺磁磁矩产生的诱导磁场超相对论电子气体Pauli顺磁磁矩产生的诱导磁场 中子星内电子气体处于超相对论简并状态 Ｙe电子丰度 中子星的磁矩同(极区)磁场强度的关系: (RNS为为中子星半径)它产生的诱导磁场强度为

  7. 中子正常Fermi系统的Pauli顺磁磁矩μ(in) 由 非相对论中子气体: 

  8. 非相对论中子气体: 物理原因 超相对论电子气体 

  9. 我们研究探讨的问题 欲探讨的问题: 磁星(1014-1015 gauss)的物理本质? 磁星的活动性: 难以利用脉冲星自转能的损失率来解释。 而且磁星的表面温度107 K, 远远超过通常中子星的表面温度 (105-106 K)

  10. 磁星超强磁场的物理本质? 己经提出的模型: • Ferrario & Wickrammasinghe(2005)suggest that the extra-strong magnetic field of the magnetars is descended from their stellar progenitor with high magnetic field core. • Duncan & Thompson (1992, 1993): α-Ωdynamo with initial spin period less than 3ms • Iwazaki(2005)proposed the huge magnetic field of the magnetars is some color ferromagnetism of quark matter. • Vink & Kuiper (2006) suggest that the magnetars originate from rapid ratating proto-neutron stars. 至今磁星问题仍然是(30年来)尚未解决的重大疑难问题!

  11. 我们研究的结论 • 我们探讨3P2 中子超流体的诱导磁矩产生的诱导磁场。 我们计算发现: 磁星超强磁场来自在原有本底(包括电子Pauli顺磁磁化)磁场 下，各向异性中子超流体3P2中子Cooper对的Pauli磁化现象 (磁畴)。 磁星活动性的物理原因:电子体系的Fermi球在超强磁场下变为非常狭长的Landau柱面，沿磁场方向的Fermi 能级明显增强, 引起中子星结构的不稳定性导致了磁星的活动性。

  12. 中子星内部结构: 中子超流涡旋运动 = (g/cm3) 107 104 1011 内壳 超富中子核、晶体、自由电子 1014 51014 1S0(各向同性) 中子超流涡旋区 核心 (1km) 3P2(各向异牲) 中子超流涡旋区 (5-8)% 质子 ( II 型超导体?) (正常)电子Fermi气体 夸克物质 ??? 外壳 (重金属晶体)

  13. 1S0与 3PF2中子超流体 1S0中子超流涡旋 1S0中子Cooper 对: 自旋= 0, 各向同性 △(1S0) ≥ 0, 1011 < ρ(g/cm3) < 1.4×1014 △(1S0)≥2MeV 7×1012 <ρ(g/cm3)< 5×1013 3P2中子超流涡旋 (3P2中子Cooper 对: 自旋=1, 各向异性, (反常)磁矩 ~10-23 c.g.s.) △n(3P2)  {△n(3P2) }max ～0.05MeV (3.31014 <  (g/cm3) < 5.21014)

  14. 3P2 中子Cooper对的磁矩的分布 3P2 中子Cooper对系统:Bose子系统，在低温下都凝聚在基态(E=0)状态。 每个3P2 中子Cooper对具有磁矩: μB = 2 μn= 1.9 ×10-23 ergs/gauss。 在外磁场作用下，磁针(磁矩)有着顺磁场方向的趋势,具有较低的 能量值。即它比 Z = 0, 1 状态有更低的能量。

  15. 顺磁方向与逆磁方向排列的3P2Cooper对数目差 在(T,B)环境下, 自身磁矩顺磁场与逆磁场方向排列的3P2中子Cooper对数目之差为 f(x)为布里渊函数

  16. 处于3P2中子Copper 对的中子数所占的百分比 (动量空间中)Fermi球内、在Fermi表面附近厚度为 壳层内的中子才会结合成3P2 Cooper对。它占中子总数的百分比为: EF(n) ~ 60 MeV, (3P2(n)) ~ 0.05 MeV, q ~ 8.7% 处于3P2 Copper 对状态的中子总数目为:

  17. 3P2中子Cooper对的诱导磁矩 磁针顺磁场与逆磁场方向排列的3P2中子Cooper对数目之差为 它们引起的诱导磁矩为 当: (高温近似)

  18. 3PF2 中子超流体的总的诱导磁场: 中子星的磁矩同(极区)磁场强度的关系: 

  19. 高温、非超强磁场近似 (B<1013 gauss , T > 107 K ) 当中子星内部温度仍然较高时， T7 >>2η,这种由各向异性(3P2) 超流体内产生的诱导磁场远低于中子星的本底磁场(主要由相对论性简并电子气体的Pauli顺磁性产生的强磁场。但是，随着中子星内部冷却，温度下降，由各向异性(3P2)超流体内产生的诱导磁场将逐渐增加。当温度下降到远低于 这种诱导磁场将会超过原初本底磁场。形成磁畴(铁磁体)

  20. 从顺磁磁化(paramagnetism)到磁畴(铁磁性 ferromagnetism)相变 (B<1013 gauss , T > 107 K ) A)高温、低磁场情形 令   从顺磁磁化体向铁磁体(磁畴)的相变, 相变温度可由令 

  21. 中子星磁场的上限 因为 物理图象: 当温度T0的极限情形下, 3P2中子超流体所有3P2Cooper 对的磁矩全部都顺着外磁场方向排列，这时3P2中子超流体的总诱 导磁矩的上限为 由它产生的诱导磁场的上限为B(in)max

  22. Bin- T曲线(取η=1)(未考虑相互作用)

  23. 物理图象 绝大多数3P2中子Cooper对的磁矩投影指向都是混乱的,顺着磁场方向排列的3P2中子Cooper对的数量略微多于逆磁场方向排列的3P2中子Cooper对的数量(数量差为ΔN1) 。正是这微弱的相差，造成了3P2中子超流体的各向异性与诱导磁矩。即磁星的超强磁场是由3P2中子超流体中，偏离ESP状态的(数量约占千分之一)3P2中子Cooper对的诱导磁矩造成的(3P2中子Cooper对的中子总数只占3P2中子超流体内中子总数的8.7%)。

  24. 中子星磁场的变化 当中子星内部冷却到3P2超流体的相变温度Tλ=2.8×108K以后,发生 相变:正常Fermi状态 3P2 中子超流状态。 这时中子星磁场会发 生变化, 这是由于中子3P2 Copper对的磁矩在外磁场作用下会逐渐 转向顺着外磁场方向排列。在温度较高的条件下，绝大多数中子 3P2Copper对的磁矩方向排列是混乱的。只有极少数中子3P2 Copper 对的磁矩顺着外磁场方向排列。但是，随着在中子星冷却的过程， 它内部的温度下降，顺着外磁场方向排列的中子3P2 Copper对数量 迅速(指数)增长。当温度下降到T7 < 2η以后, 3P2 中子超流体的这 种诱导磁矩产生的诱导磁场超过它原有的初始本底磁场。 随着中子星的进一步冷却, 两个因素使得中子星磁场增长 1) (百分比)愈来愈多的中子3P2 Copper对的磁矩方向(在原有的初始本底磁场作用下)转向顺磁排列。增强了磁矩，因而增强了诱导磁场。 2) 3P2 中子超流区扩大， 3P2 中子超流体的总质量不断增长(见图);

  25. 3P2中子能隙图(Elgagøy et al.1996, PRL, 77, 1428-1431)

  26. 脉冲星磁场的增长 随着在原有3P2 中子超流体区域 (3.31014 <  (g/cm3) < 5.21014) 外侧邻近部分区域物质温度下降到相应的相变温度时，该区域物质 正常Fermi状态 3P2 中子超流状态, 因而3P2 中子超流体区域扩大，中子星内3P2 中子Cooper对 的总磁矩会不断地缓慢(几乎连续)增长。它产生的诱导磁场也逐渐增长。 结论: 它将朝着磁星方向演化。

  27. 磁星的活动性 磁星的活动性的物理原因: 电子体系的Fermi球在超强磁场下变为非常狭长的Landau柱面，沿磁场方向的Fermi 能级明显增强, 引起中子星结构的不稳定性导致了磁星的活动性。

  28. pz Landau quantization n=5 p n=6 n=3 n=2 n=1  n=4 n=0

  29. Under the ultra strong magnetic field Landau column pz p The Landau energy level is quantized when B  Bcr ( Bcr =4.4141013 gauss) n: quantum number of the Landau energy level n=0, 1,2,3……

  30. pz p The overwhelming majority of neutrons congregates in the lowest levels n=0 or n=1, When The Landau column is a very long cylinder along the magnetic filed, but it is very narrow. The radius of its cross section is p .

  31. 总的能级占有状态数

  32. Principle of Pauli’s incompatibility Pauli 不相容原理: The total number states ( per unite volume) occupied by the electrons in the complete degenerate electron gas should be equal to the number density of the electrons.

  33. 计算结果

  34. 基本观念 当电子的Fermi能明显超过中子的Fermi能 (EF>60 MeV)时, Fermi面附近的电子就会同质子结合成中子: 出射的中子的能量相当高(明显高于中子的Fermi 能), 它们将同3P2 Cooper 对的中子相互作用, 拆散Cooper对。这导致3P2 Cooper对产生的诱导磁场消失。

  35. 3P2 Cooper 对崩溃瓦解后, 平均每个出射中子的能量为 它们转变为热能。 当所有3P2 Cooper对都被上述过程拆散时，总共释放的 热能总量为

  36. 磁星的活动性持续时间 AXPs 的 x – 光度 可维持 ~ 107 -108 yr

  37. Phase Oscillation Afterwards, Revive to the previous state just before formation of the 3P2 neutron superfluid.  Phase Oscillation .

  38. Questions? • Detail process: The rate of the process • Time scale ?? 2. What is the real maximum magnetic field of the magnetars? • How long is the period of oscillation above? 4. How to compare with observational data 5. Estimating the appearance frequency of AXP and SGR ?

  39. 我们关于中子星(脉冲星) 研究(1979-1984; 2002-2006) A)早期研究:中子超流涡旋的两种辐射(1979-1985): 1) 脉冲星自转减慢的中子超流涡丝的中微子发射机制 (1982, A&A) 2) 中子星内各向异性(3PF2) 中子超流涡丝的磁偶极辐射加热 机制(1980, 1982, A&A) B) 近期研究 3) 高速中子星的中微子火箭喷流模型(2003） IAU “年轻中子星讨论会”大会口头报告, 澳大利亚, 悉尼) 4) 脉冲星Glitch的物理本质(2006) (CJAA,2006) 5)中子星强磁场(1011-13 gauss)的物理本质(2006) —超相对论强简并电子气体的Pauli顺磁现象 6)磁星超强磁场(1014-15 gauss)的物理本质 (2006) —各向异性中子超流体3P2中子Cooper对的Pauli磁化现象

  40. 我的目标:统一解释的脉冲星的主要观测现象 1)高速中子星的物理原因? (2003) 2)中子星强磁场(1011-13 gauss)的物理本质?(2006) 3)磁星超强磁场(1014-15 gauss)的物理本质与活动性?(2008) 4)年轻脉冲星周期突变(Glitch)现象的物理本质? (2006,2007) 5)毫秒脉冲星重要特性:低磁场, 无Glitch, 空间速度不高, 物理原因? 6)低质量X-双星(LMXB)内的中子星磁场很低; 高质量X-双星(HMXB)内的中子星磁场很强。为什么? 7)缓变Glitch现象 8) Some times pulsar 以及缺脉冲现象

  41. 谢谢大家

  42. The main contribution comes from very large n , for nmax>>1 For the case nmax>>1

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